Observación visual versus observación con CCD

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No es cuestión de enfrentar la observación visual con la observación con CCD o fotómetro. Ambas tienen sus campos de aplicación pero, aunque es cierto que la observación visual de algunos tipos de variables aún puede ser vigente durante bastantes años, el progresivo uso de las cámaras CCD no sólo terminará por desbancar a la primera, sino que hoy en día ya no tiene mucho sentido continuar utilizando los mismos medios que empleaba John Goodricke en el siglo XVIII. Al igual que en la vida cotidiana a nadie se le ocurriría trabajar con la tecnología que se utilizaba hace 250 años (¿quién se alumbra en su casa todavía con un candil?) los observadores que dispongan de los medios adecuados deberían utilizarlos para la observación de estrellas variables.

En ocasiones se argumenta que la fotometría con CCD es una técnica complicada y lenta. Al respecto hay que decir que con programas informáticos tipo LUCAS la obtención de imágenes CCD se ha convertido en un placer, en tanto que con el software LAIA, la reducción fotométrica se realiza en un instante. Además, si se dispone de una montura comercial tipo Great Polaris, LX200 o bien construída por uno mismo a muy bajo costo según el diseño de Mel Bartels, el rendimiento en términos de número de objetos observados por noche puede poner en evidencia a más de un observador visual experimentado. En cuanto a la precisión de los datos, es incontestable que la fotometría CCD realizada con el más modesto telescopio supera en un factor entre 20 y 50 veces a la observación visual. Es decir, aunque con CCD se vaya más lento, con una simple medición ya basta, en tanto que visualmente hace falta que simultaneamente, en otras partes del mundo, otros estén observando la misma estrella, para luego sacar un promedio, que en el mejor de los casos tendrá un error 20 veces superior que el obtenido con CCD, lo que pone en entredicho la pretendida mayor productividad de la observación visual.

También se argumenta que las desventajas de la observación visual se compensan cuando hay muchos observadores que observan lo mismo y se obtiene un promedio de sus datos. Esto es sólo cierto en parte, pues la observación visual, además de graves problemas de subjetividad, tiene un límite de detección por debajo del cual es imposible saber qué hace la estrella. Además, es una pérdida importante de tiempo y de recursos humanos: tan sólo 4 observadores en distintos lugares del planeta observando con CCD diez estrellas por noche, pueden suplir con creces el trabajo de centenares de observadores visuales y además los datos tienen una precisión "profesional".

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Curva de luz visual de una mira obtenida por los observadores de una conocida organización internacional de variabilistas

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La misma variable observada simultaneamente por el GEA con un buscador de telescopio, cámara CCD y filtro V.

Organizaciones de variabilistas como la AAVSO disponen de series de observaciones visuales de ciertas variables que abarcan más de un siglo. Se trata de una tarea inestimable que no hubiera podido realizarse sin el concurso de miles de aficionados que, de forma casi anónima y a lo largo de décadas, han ido aportando desinteresadamente sus observaciones. Los datos recopilados son utilizados en ocasiones por astrónomos profesionales para estudiar el comportamiento de muchos tipos de variables y formular teorías, habiendo permitido avanzar de forma muy apreciable en el conocimiento de estas estrellas. Sin embargo, dichos estudios generalmente no pueden perfeccionarse al no disponerse de curvas suficientemente detalladas. Las figuras de arriba son un ejemplo de ello. Aunque a grandes rasgos ambas son similares, si nos fijamos con detalle veremos que en la curva CCD, aparte de diferenciarse perfectamente las alturas de los máximos y mínimos mostrados y no concordar en las mismas fechas que las observaciones visuales (que van retrasados debido a un conocido efecto subjetivo), se ponen de evidencia pequeñas ondulaciones superpuestas que no se aprecian en la curva visual. Es precisamente el análisis de estas irregularidades a largo plazo lo que proporciona la información necesaria para perfeccionar las teorías. En pocas palabras, sólo con la fotometría CCD (y por supuesto con el fotómetro) se puede seguir progresando en nuestros conocimientos sobre las estrellas variables.

Llegados a este punto, el observador aficionado se debe plantear cuales son sus objetivos, si observar simplemente como una actividad lúdica más como podría ser ir al cine o mirar la televisión, o dedicar el mismo tiempo y esfuerzo para hacer ciencia en serio y, por supuesto, de paso divertirse. De lo uno a lo otro sólo hay un paso. ¿Por qué conformarse con menos pudiendo hacer más? Hay que desterrar la vieja idea de que trabajar como aficionado no puede ser sinónimo de calidad, o que cuando más limitados sean los medios mayor mérito tiene. La ciencia no entiende de estas cosas, sino únicamente de la calidad de los datos obtenidos. Los medios actuales permiten hacerlo tan bien como pueda hacerlo cualquier profesional. Querer es poder... ¿te animas a hacerlo?

 

Observación de miras y semirregulares

Este es un tipo de tarea que progresivamente y en el plazo más corto posible de tiempo las observaciones visuales deberían ser sustituidas por las fotométricas con CCD. A la observación visual en el campo de las semirregulares y las mira casi ya se le ha sacado todo el jugo posible y el profundizar en muchos aspectos, como el estudio de la multiperiodicidad únicamente puede emprenderse con suficientes garantías de éxito en el caso de que se mejore la precisión de las mediciones como mínimo en un orden de magnitud.

Volviendo al ejemplo de la mira mostrada en las figuras de arriba hay que destacar que la comparación de ambas curvas nos hizo desistir de realizar un completo estudio a partir de las observaciones visuales recopiladas por las grandes organizaciones de variabilistas durante los últimos 80 años. En efecto, se deseaba realizar un estudio de la evolución de los (o-c) (tiempos de los máximos y de los mínimos), pero éstos no concuerdan con los datos fotométricos tomados con CCD. También se deseaba analizar las alturas de los máximos y de los mínimos, pero los gráficos citados muestran que las observaciones visuales no son fiables, pues depende de la posición que tiene la estrella en el cielo cuando acontecen, de la magnitud que pose y también, del "recuerdo histórico" que tiene el observador de los valores medios que toma la estrella. Tampoco es posible analizar con detalle las anchuras de los máximos y de los mínimos ya que quedan deformados por la subjetividad y límite de detección del ojo: cuando la estrella alcanza el máximo el observador no aprecia el momento en que empieza a bajar, y durante días o incluso algunas semanas aún sigue "viendo" que la estrella sube de brillo, cuando en realidad ésta ha iniciado el descenso. En los mínimos sucede algo parecido, que el observador indica que todavía está bajando, cuando lo cierto es que ya ha iniciado el remonte, lo cual luego intuitivamente se intenta compensar con pendientes más fuertes de lo que son, lo que comporta que la forma de la curva salga distorsionada y con una anchura que nada tiene que ver con la real. Finalmente, las pequeñas ondulaciones (se supone que en realidad son periodicidades) superpuestas a la curva principal y que son claves a la hora de explicar el comportamiento de estas estrellas, suelen quedar enmascaradas por el ruído general de la curva.

 

Variables pulsantes: RR Lyrae y cefeidas

Aquí tenemos también otro grupo de variables en el que poco pueden aportar las observaciones visuales. La forma de la curva de luz y posibles variaciones en el período son detectadas inmediatamente con fotometría CCD o con fotómetro, mientras que por el contrario con observaciones visuales, sobre todo en el caso de las cefeidas, son necesarios en ocasiones años de observación antes que destaquen sobre el ruido de los datos.

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Observaciones visuales de Delta Cep obtenidas por el GEA a inicios de los años 80. No han sido procesadas y se muestran tal cual se obtuvieron. Puede dar idea del error individual de las observaciones visuales. Curva de luz visual de Dzeta Geminorum obtenida por el GEA en los años 80 una vez procesada. Se trata de una excelente curva visual y el exponente de lo máximo que puede conseguirse con esta técnica, lo cual, desgraciadamente, significa que muestra todo lo que puede dar de si la observación visual.

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Curvas de luz de CK Cam y V470 Aur, dos cefeidas descubiertas por el GEA utilizando CCD, tal cual fueron obtenidas y sin ningún tipo de manipulado posterior. La curva de CK Cam fue realizada con un buscador de 6 cm y una cámara CCD que ha dejado de fabricarse debido a sus bajas prestaciones, lo que no impidió que los puntos de la curva se distribuyeran dentro de una banda de tan sólo ±0.01 magnitudes.

 

Binarias eclipsantes

Otro campo en el que suelen competir las observaciones visuales y las fotométricas con CCD y fotómetro es el de las binarias eclipsantes. En este caso, el objetivo es determinar con la mayor precisión posible el tiempo en que acontecen los eclipses, lo cual es utilizado para detectar cambios en el período a corto y largo plazo, que o bien pone de manifiesto transferencia de momento y masa entre las estrellas del sistema, o la presencia de otra componente no visible. Tradicionalmente para esta tarea se han utilizado observaciones visuales, si bien cada vez caen más en desuso debido a la precisión de los datos con CCD y fotómetro.

Podría parecer que determinar el tiempo de un mínimo puede ser lo suficiente preciso de forma visual. Sin embargo, entran en acción los mismos defectos denunciados en el caso de las variables lentas o de largo período (LPV), que deforman la curva de luz y, en consecuencia, dónde cae exáctamente el mínimo. Existen dos clases de defectos, el de resolución o discriminación de pequeños cambios de luz que es fisiológico, y los subjetivos. Dependiendo de si se ha empezado a observar con el eclipse ya iniciado o no, puede quedar reflejado en la curva de luz por una bajada excesivamente lenta o rápida (curvas asimétricas). Normalmente, las subidas visuales suelen aparecer más rápidas que las bajadas. Dos fenómenos intervienen aquí. El uno es que cuando se inicia el mínimo el observador aún lleva la inercia de que la estrella está bajando y así lo refleja, aunque ésta se haya estabilizado en su brillo. Luego, al principio de la subida se produce un retraso debido a que el ojo no puede apreciar el pequeño aumento de luz. Para cuando se da cuenta, la estrella ya se ha hecho bastante brillante e intuitivamente el observador lo quiere compensar anotando un ritmo de subida mayor de lo real, que si además va acompañado de cansancio tras una observación de varias horas, sus prisas para terminar quedan plasmadas en las estimaciones de brillo. Hay otros efectos que deforman la curva de luz, como la aparición de distorsiones cuando el brillo de la variable es muy parecido a una de las estrellas de comparació, o en el mismo caso también compensatorios, cuando el ritmo de atribución de grados de Argelander no ha sido correcto y se tiende a equilibrarlo cuando ambas estrellas brillan lo mismo. Desgraciadamente, los métodos númericos para determinar el tiempo de los mínimos se ven muy afectados si las ramas descendente y ascendente de los eclipses son asimétricas. Todos estos efectos en el GEA los estudiamos detenidamente al inicio de los años 80 con la participación de más de 30 observadores, intentando hallar una forma de compensarlos, siendo una de las causas de que se acelerase el pasar a la fotometría fotoeléctrica con fotómetros primero, y con CCD luego, cuando el precio de las cámaras empezó a ser asequible.

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Diversas curvas visuales de RZ Cas obtenidas por el GEA donde se aprecian las deformaciones comentadas. En la tercera se ha superpuesto también un eclipse observado al mismo tiempo con fotómetro (curva inferior) que pone de manifiesto que las irregularidades detectadas visualmente son fictícias. La última, a la derecha de todo, muestra la auténtica forma de la curva de luz de RZ Cas obtenida con un fotómetro.

A la vista de lo comentado, es irrisorio creer que las deformaciones de las curvas, o "flats" en los mínimos de las eclipsantes, son debidas a variaciones intrísecas de la estrella y no a errores de observación, como en ocasiones puede verse escrito en algunas publicaciones de aficionado.

 

Cómo y cuándo de la observación visual

La observación visual de estrellas variables aún continua vigente en nuestros días. El lento pero creciente aumento de estrellas observadas con fotómetro o CCD dista muy lejos de cubrir las demandas sobre las estrellas que deben seguirse. Por consiguiente, es una actividad que en ningún caso debe ser abandonada. No sólo cada año se descubre un gran número de nuevas variables, sino que de muchas de ellas se necesitan largas series de muchos años para poder estudiar su comportamiento. Hoy por hoy, este seguimiento únicamente puede asegurarse mediante la observación visual.

Desde que se fundó en 1911, la AAVSO ha recolectado unos 10 millones de observaciones de variables proporcionadas por unos 6.000 aficionados.

Dicho esto, también es preciso indicar que no se pueden contraponer las observaciones visuales con las tomadas con CCD, al igual que a nadie tampoco se le ocurriría comparar la precisión de un reloj de sol con la de un reloj digital o un cronómetro. Por consiguiente resulta desafortunado lo que en ocasiones se llega a leer, de que más valen diez puntos visuales que uno fotométrico. Son cosas distintas y a una escala muy diferente. ¡Qué más quisieran en la AAVSO o en la AFOEV, por ejemplo, que poder cambiar 10 puntos visuales por uno con fotómetro o CCD! El valor de una observación reside en el grado de precisión que tiene y la oportunidad del tiempo en que fue tomada. Lo demás es simple palabrería para justificar lo injustificable.

Es muy lícito que un aficionado o una agrupación de aficionados opte por la observación visual. Sin embargo, hay que advertir que los datos que obtenga únicamente tendrán utilidad si se mandan a una gran organización de variabilistas. Guardarlos en un cajón o publicarlos únicamente en el boletín local, no sólo no sirve para nada, sino que representa una pérdida inútil de tiempo.

La observación visual debe utilizarse en todos los casos en que no exista un cubrimiento suficiente con CCD o con fotómetro, en estrellas que sólo precisan una rápida inspección de su estado, en objetos que son demasiado débiles para la CCD o bien que para poderlos seguir se requieren instrumentos muy costosos. Es decir, en centenares y centenares (millares) de casos continúa siendo vigente y es presumible que aún lo será durante bastantes años.

No obstante, no nos engañemos. El que deje de interesar la observación visual sólo es una cuestión de voluntades y de presupuesto no excesivamente elevado. El día que haya alrededor del mundo un centenar de telescopios automáticos de bajo costo, posiblemente operados por aficionados variabilistas, ya no interesarán los datos visuales. Una muestra de lo que podría obtenerse es la curva de la mira mostrada arriba, obtenida por un sólo observador con un telescopio y CCD muy baratos, que al mismo tiempo seguía de forma automática otra docena de estrellas similares, en contraposición a la curva visual obtenida con la participación de decenas de observadores visuales, que pese a su número no pudieron contrarrestrar la eficacia de la observación CCD. ¿Podemos imaginarnos por un momento el avance que representaría en el campo de las estrellas variables el que tan sólo un 25 o un 30% de los aficionados variabilistas utilizaran de forma regular la cámara CCD?

Y es que como dice la canción, los tiempos están cambiando... y el progreso no se detiene... Hoy en día se han abierto para el aficionado unas posibilidades que eran impensables hace tan sólo unos años. ¿Vas a perdertelo? Si no sabes cómo hacerlo, en el GEA te lo podemos contar.
 


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Grup d'Estudis Astronòmics      

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